4.5 Spettri sintetici di riferimento
4.5.1 Spettri sintetici fotosferici
Il programma utilizzato al fine di produrre gli spettri sintetici che considerano gli assor- bimenti fotosferici (autokur, A. Mucciarelli, priv.comm) utilizza a sua volta il codice SYN- THE (Kurucz, 2005), che risolve le equazioni del trasporto radiativo. Questo necessita di alcune informazioni: esso richiede un modello di atmosfera, calcolato tramite il program- ma ATLAS9 (Kurucz,2005), e necessita di una lista dei parametri che caratterizzano tutte le transizioni atomiche e molecolari che vanno incluse nel calcolo dello spettro. Queste, in particolare, sono state prese dal database online di F. Castelli4. Per quanto riguarda il
modello atmosferico, invece, esso viene identificato dalla temperatura effettiva della stella, dalla gravità superficiale, dalla metallicità e dalla composizione chimica.
Nel caso particolare delle nostre osservazioni esse riguardano la regione del vicino infra- rosso e, pertanto, i principali assorbimenti fotosferici sono dovuti a transizioni molecolari di monossido di carbonio (CO). Sono state identificate, in particolare, le seguenti bande di
12C16Oche verranno utilizzate successivamente:
CO (2-0): 22860-23140 (Å) CO (3-1): 23165-23410 (Å) CO (4-2): 23464-23685 (Å) CO (5-3): 23755-23974 (Å)
Le bande molecolari, inoltre, sono estremamente sensibili alla metallicità, alla temperatura e alla gravità superficiale e, quindi, gli spettri sintetici vanno calcolati considerando appro- priati valori dei parametri stellari per ogni target. Poiché le stelle di NGC 6441 osservate con SINFONI sono stelle appartenenti solamente al ramo delle Giganti Rosse, gli intervalli di temperatura e gravità considerati per gli spettri sintetici sono stati selezionati in base ai parametri previsti per queste stelle a partire da un’isocrona appropriata. A tal proposito, è stato utilizzato un tool online (Dartmouth Stellar Evolution Database,Dotter et al.,2008), il quale, a partire dalle informazioni sull’età e metallicità, produce l’isocrona corrisponden- te. In questo caso specifico gli spettri sintetici sono stati calcolati ispezionando il seguente spazio dei parametri, in termini di temperatura e gravità:
• Range temperatura: 3400-5110 K
• Range gravità superficiale: 0.13<log g<3.70
e assumendo [F e/H]=-0.50 ± 0.02, [O/Fe]=+0.27 ± 0.02, [α/Fe]=0.28 ± 0.02 ed un’età di 13 Gyr per selezionare l’isocrona (Origlia et al.,2008). Pertanto, l’intervallo in temperatura e, di conseguenza, quello in gravità che è stato considerato corrisponde ai valori compresi tra la base dell’RGB e il tip e, come si può notare dalla figura 4.3, esso è stato suddiviso in 10 sotto intervalli regolari. Questi, rappresentati dai punti blu, sono stati utilizzati per creare 10 spettri sintetici che considerano le abbondanze iniziali di Carbonio. Infatti, stelle localizzate prima e dopo il Bump dell’RGB mostrano abbondanze diverse di C e un diverso rapporto isotopico 12C/13C. Ciò è dovuto a processi di mixing che portano in superficie
materiale processato dal ciclo CNO, rimescolandolo con il gas fotosferico. In particolare, il ciclo CNO comporta che le abbondanze presentino una quantità di C inferiore rispetto a quella iniziale. Per questo motivo sono stati creati anche 7 sintetici, identificati dai cerchi rossi in figura, che considerano le stesse combinazioni di temperatura e gravità dei primi dieci, ma con abbondanze diverse per il C. In tabella 4.4vengono riportate le quantità di Carbonio considerate per i due set di spettri simulati, con [C/Fe]=0.0 prima del Bump e [C/Fe]=-0.45 dopo il Bump. Per brevità, lungo il lavoro di tesi, esse verranno chiamate abbondanze "Originarie" e "Modificate".
Figura 4.3: Isocrona di NGC 6441 nel piano Log Teff - Log g, ottenuta dal database di isocrone di
Dotter et al.(2008), assumendo [F e/H]=-0.50 ± 0.02, [O/Fe]=+0.27 ± 0.02, [α/Fe]=0.28 ± 0.02 e età = 13 Gyr. I punti blu corrispondono ai valori di temperatura e gravità superficiale dei 10 sotto intervalli considerati tra la base dell’RGB e il tip per le abbondanze chimiche riportate in tabella4.4
sotto il nome di "Originarie". I cerchi rossi, invece, sono relativi ai 7 punti che sono stati considerati per le abbondanze delle stelle carenti di Carbonio, riportate in tabella sotto il nome "Modificate".
4.5. SPETTRI SINTETICI DI RIFERIMENTO 51 Originaria Modificata 12C/C tot 0.968 0.833 13C/C tot 0.032 0.167 12C/13C 30.000 5.000
Tabella 4.4: Frazione relativa di 12C e 13C e rapporto isotopico12C/13C nei due set di spettri
simulati. Per brevità, lungo la tesi, verranno chiamate abbondanze originarie e modificate.
Si hanno a disposizione, così, gli input necessari per la produzione degli spettri sintetici. Lo spettro viene calcolato ad alta risoluzione spettrale (R = 600000) e successivamente con- voluto con un profilo gaussiano di risoluzione desiderata, in base allo strumento in questio- ne (R = 4000 per SINFONI), per riprodurre l’allargamento strumentale dello spettro osser- vato.
In figura4.4, in particolare, si può apprezzare il diverso comportamento degli spettri sinte- tici che riguardano stelle di temperatura diversa. Infatti, come scritto sopra, la forma delle bande molecolari dipende anche dalla temperatura: più la stella sarà fredda, più ci saranno molecole e, quindi, più sarà profonda la banda. Viceversa, man mano che la temperatura aumenta, le molecole saranno meno, in quanto si dissociano, e, quindi, la banda sarà meno profonda. Per questo motivo, nel caso del primo spettro, il quale corrisponde ad una tem- peratura di 3500 K, gli assorbimenti sono molto più profondi rispetto al secondo caso, dove la temperatura è di 4540 K e questi sono più tenui.
Allo stesso tempo, anche la composizione chimica è importante: più le abbondanze saranno elevate, più le righe saranno profonde e ciò lo si può notare sempre all’interno della figura
4.4: in azzurro e in arancione vengono mostrati gli spettri dei sintetici con le abbondanze originarie, che, avendo quantità di Carbonio più elevate rispetto alle modificate, portano ad assorbimenti più prominenti.
Tali spettri verranno utilizzati in seguito per poter calcolare in maniera accurata le velocità radiali.
Figura 4.4: Il pannello in alto e quello centrale mostrano il flusso normalizzato in funzione della lunghezza d’onda (Å) di spettri sintetici a confronto: nel primo viene raffigurato il sintetico più freddo a disposizione (3500 K) con le abbondanze originarie (in azzurro) e quelle modificate (in blu); nel secondo viene raffigurato un sintetico a temperatura più elevata (4540 K) con le abbondanze originali (in arancione) e quelle modificate (in rosso). In questo modo è possibile vedere i diversi effetti della temperatura e della metallicità per quanto riguarda la profondità delle righe: più la stella è fredda e metallica, più gli assorbimenti sono prominenti, e viceversa.
Nel pannello inferiore, in verde, viene raffigurata la trasmissione dell’atmosfera in funzione della lunghezza d’onda (Å) del tapas relativo al campo HRE1. Esso mostra l’assorbimento tellurico relativo a quel determinato range di lunghezza d’onda e condizioni di osservazione.
4.5. SPETTRI SINTETICI DI RIFERIMENTO 53
Figura 4.5:Flusso normalizzato in funzione della lunghezza d’onda (Å) per due diverse temperature (T=3500 K e T=4540 K), per ognuna delle quali sono mostrati due sintetici con i due set di abbon- danze (originarie e modificate). Vengono mostrate, in particolare, le prime due bande di CO prese in esame.
Lo spettro azzurro corrisponde al sintetico più freddo (T=3500K) con le abbondanze originarie, men- tre quello blu è il corrispettivo con le abbondanze modificate. In arancione viene rappresentato un sintetico di temperatura più elevata (T=4540K) con le abbondanze originarie, mentre in rosso si ha lo stesso sintetico con le abbondanze modificate.